Направи дарение на училище!

Автор: Камелия Димитрова

Понятието „спектър“ за първи път използва Нютон, за да опише своите експерименти за изследване на свойствата на светлината. Той изгражда цялостна теория, според която цветът е резултат от това как предметите взаимодействат с вече оцветената светлина, а не се поражда от самите тях.

Спектрометрията е основен метод за изследване на обектите и процесите във Вселената, чрез който всъщност се изследва взаимодействието на веществата с лъчението. Исторически тези изследвания са започнали със светлината от видимия спектър.

За основател на днешния спектрален анализ може да се смята немският учен Йозеф фон Фраунхофер (1787–1826), който със собственоръчно изобретен спектроскоп открива повече от 500 абсорбционни линии в спектъра на Слънцето и подобни линии в спектъра на други звезди, които обаче се различават по ширината си и по разстоянията между тях. В средата на XIX век Роберт Бунзен и Густав Кирхоф създават първия спектроскоп с висока разделителна способност, чрез който са получени емисионни спектри на химични вещества.

Наблюдаваните още преди няколко века емисионни и абсорбционни спектри получават своето обяснение с развитието на човешките познания за природата на светлината и за строежа на веществата.

Разбери повече за БГ Наука:

***

Природа на електромагнитното лъчение

От корпускулярната теория и вълновата теория за светлината, разпространени през XVII век, и електромагнитната теория на Майкъл Фарадей и Джеймс Максуел от XIX век, се достига до квантовата теория за електромагнетизма, която засега е една от най-точните от теоретична и експериментална гледна точка. Според съвременните схващания светлината е електромагнитно излъчване, част от електромагнитния спектър, за което е характерен корпускулярно-вълнов дуализъм. Самият електромагнитен спектър е диапазонът на всички възможни електромагнитни излъчвания. Електромагнитното лъчение представлява разпространяващи се вълни с електричен и магнитен компонент, които осцилират под прав ъгъл един спрямо друг, както и спрямо посоката на разпространение. Зависимостта между дължината на вълната λ, честотата ν и скоростта, както при всеки вълнов процес, се дава от формулата λ.ν = c, като в случая с е скоростта на светлината.

На Айнщайн принадлежи идеята, че електромагнитното лъчение представлява поток от частици – фотони, всяка от които е носител на един квант енергия. Фотоните имат енергия ε, свързана с честотата на вълната ν според формулата ε = h.ν, където h е константата на Планк.

Строеж на веществото

Модел на Бор

Нилс Бор предлага квантовия модел за описание на атомния строеж. Моделът на Бор е планетарен. Според него електроните не обикалят около ядрото по произволни, а по точно определени квантувани орбити. Намирайки се на дадена орбита, те не приемат и не излъчват енергия, а енергийни промени се наблюдават само ако електронът премине на друго енергетично ниво – тогава той приема или отдава една порция енергия, т.е. един квант. Според хипотезата на Бор енергията не принадлежи на електрона, а на орбитата, на която се намира той. Радиусът на орбитата е пропорционален на енергията на електрона и при преходите между нива с различна енергия електронът излъчва или поглъща точно определени количества енергия във вид на фотони.

За описанието на състоянието на електрона на квантуваните орбити Бор въвежда четири квантови числа – n, l, m и s.

Главното квантово число n определя електронния слой, на който може да се намери електронът. То може да приема само цели положителни стойности: n = 1, 2, 3, … Слоевете се отбелязват с буквите K, L, M, N, O, P и Q, изброени в посока навън от ядрото.

С l се означава орбиталното квантово число, което характеризира енергията и формата на орбиталата. Стойностите на l са свързани със стойностите на главното квантово число, като l не може да бъде по-голямо от n – 1. Всяка стойност на орбиталното квантово число отговаря на един електронен подслой – s, p, d, f, g, влизащ в структурата на съответния слой.

Магнитното квантово число m описва взаимодействието на електрона с магнитно поле и е свързано с пространствената насоченост на атомните орбитали в рамките на един подслой. Стойностите му са зависими от стойностите на орбиталното квантово число: m = – l, (– l + 1), … – 2, – 1, 0, + 1, + 2, …, (l – 1), + l.

Спиновото квантово число s, което има стойност s = ±1/2, описва големината на спина на електрона.

Състоянието на електрона в атома може да бъде напълно определено, ако са известни стойностите на четирите квантови числа.

Съвременни квантово-механични представи за атома

До голяма степен моделът на Бор е валиден и днес, но в съвременните теоретични модели вече не става въпрос за квантувани орбити, а за триизмерно пространство около ядрото, което се характеризира с определена електронна плътност. Електронът е едновременно частица и вълна. До тази идея пръв достигнал Луи дьо Бройл (1924 г.). Според него всички движещи се микрочастици притежават и вълнови свойства. Ето защо днес се смята, че електронът няма определена траектория, а съществува в електронен облак около ядрото. Частта от електронния облак, в която вероятността да бъде открит електронът е най-голяма, се нарича атомна орбитала, като вече става дума за обемни орбитали. Атомната обвивка има слоест строеж и атомните орбитали принадлежат на даден слой и подслой.

Видове преходи

Взаимодействието между лъчението и атома се описва чрез преходите на електрона от едно на друго енергетично ниво. Атом, състоящ се от ядро и електрон, може да съществува в три вида енергетични състояния – основно, възбудено и йонизирано. Специфичните енергийни стойности на тези състояния са причината за атомните спектрални линии.

Трите основни състояния са резултат от три вида електронни преходи: свързано-свързани, свързано-свободни и свободно-свободни.

Свързано-свързаните преходи се дължат на поглъщане или излъчване на енергия, като електронът остава свързан в атома. Под действието на достатъчно енергетичен фотон атомът поглъща точно определена порция енергия и електронът преминава на някое от по-горните енергетични нива – преминава във възбудено състояние. Възбуденото състояние е нестабилно и обикновено веднага (след около 10^-8 s) електронът преминава на по-долно ниво, като излъчва фотон със същата честота, но в друго направление – кохерентно разсейване. Преходът от ниво с енергия Е₁ към ниво с енергия Е₂ става с поглъщане или излъчване на фотон с енергия ε, равна на разликата между енергиите на двете нива: ε = h.ν = Е₁  – Е₂.

Преминаването от по-високо към по-ниско енергийно ниво може да се осъществи без външно влияние – спонтанна емисия. Стимулираната емисия е процес, при който електронът преминава от по-високо към по-ниско енергийно ниво поради наличието на външно електромагнитно излъчване с равна или близка на прехода честота.

При низходящ преход по-долното ниво може да е съседното или да е с няколко нива по-надолу. Съществува специфична вероятност, с която се осъществяват тези преходи, като преминаването на по-долно възбудено ниво става с по-голяма вероятност. Тази вероятност се обуславя от населеността на съответното ниво и при термодинамично равновесие се определя от формулата на Болцман за разпределение по енергии.

Преходът към основно състояние може да се извърши и като каскада от преходи на все по-ниски нива – т.нар. дробене на кванти, като след преходите направо към ниво с n = 1, директният преход към ниво с n = 2 е на второ място по вероятност.

Свързано-свободни се наричат преходите при йонизация или рекомбинация – процеси, при които електрон напуска атома или се присъединява към атом. Ако електронът приеме от фотон достатъчно висока енергия, той напуска атома, а атомът се йонизира. Електронът отнася кинетична енергия Е_k, равна на разликата между енергията на фотона и енергията за йонизация на съответното енергетично ниво, на което се е намирал електронът: Е_k = h.ν – E_i.

Обратният процес е рекомбинацията – положителен йон захваща свободен електрон, при което част от енергията на електрона, която съответства на електронното ниво, на което попада, се задържа, а остатъкът от енергия се излъчва.

Свободно-свободни преходи са тези, при които свободен електрон прелита в полето на йон без да рекомбинира, а поглъща или излъчва фотон и преминава съответно в по-високо или в по-ниско енергетично състояние. И в двата случая електронът променя скоростта и посоката си на движение.

Спектри

Трите вида преходи, характеризиращи взаимодействието на лъчението с веществото, се проявяват като непрекъснат, емисионен или абсорбционен спектър.

Свързано-свързаните преходи генерират емисионни или абсорбционни спектри.

Тъй като енергиите на електроните и на фотоните при йонизация и рекомбинация могат да бъдат различни и остатъците от енергия, които се излъчват, могат да бъдат всякакви, свързано-свободните преходи имат непрекъснат спектър.

В йонизирани газове в резултат на свободно-свободни преходи се наблюдава спирачно лъчение. Когато срещнат атомни ядра, част от електроните рязко се забавят и излъчват, като кинетичната им енергия се преобразува в енергия на електромагнитно лъчение от рентгеновата област. То има непрекъснат спектър, който не зависи от вида на атомите.

При взаимодействието на електромагнитното лъчение с различни среди се проявяват явления, които са следствие на състоянието на средата от една страна – температура, плътност, налягане, външни електрични и магнитни полета, а от друга страна на енергетичната структура на изграждащото я вещество – заряд на ядрото, степен на запълване на електронните подслоеве, енергетичните нива на атомните трептения. Възможните преходи между тези енергетични нива са специфични за всяко вещество, в резултат на което спектърът му е характерен.

Спектър на водорода

Водородът е най-разпространеният елемент във Вселената и неговият спектър дава важни данни за обектите в нея и за протичащите в нея процеси.

Свързано-свързаните преходи между енергетичните нива се проявяват като абсорбционни или емисионни линии в спектъра на водородния атом, формиращи т.нар. серии, като при преминаване от по-ниско енергетично към по-високо енергетично ниво се наблюдава абсорбционен, а при преминаване от по-високо към по-ниско енергетично – емисионен спектър.

При преход от или към основно състояние се наблюдава главната или Лаймановата серия, а при преход от или към n = 2 – Балмеровата серия, съответно в ултравиолетовата и във видимата област на спектъра. Достатъчно вероятни са и преходите от горни нива към ниво n = 3. Те имат по-малка енергия от Балмеровите линии и формират серията на Пашен в инфрачервената област. (Фиг. 1.)

Фиг. 1. Енергетични нива на водородния атом и преходи между енергетичните нива. (Източник: https://socratic.org)

Преходи от и към n = 4 формират в инфрачервената област серията на Брекет, от и към n = 5 – на Пфунд, а от и към n = 6 – на Хъмфри.

За йонизация от основно ниво е необходима енергия 13,6 еV, която съответства на дължина на вълната λ = 91,2 nm.

На Фиг. 2. е показана Балмеровата серия на водородния атом. Най-дълговълновата линия, H_α, с дължина на вълната λ = 656,3 nm, съответства на преход от трето към второ ниво (емисия) или от второ към трето (абсорбция). Линиите, които съответстват на свързано-свързани преходи между второ и по-горни нива, са H_β, H_γ и H_δ.

Фиг. 2. Балмерова серия на водорода.

(Източник:  http://hildaandtrojanasteroids.net/starspectrumandgraph.jpg)

Линиите от Балмеровата серия достигат до енергията за йонизация от второ ниво 3,4 еV (λ = 364,6 nm) – разликата между енергията на йонизация от основно ниво (13,6 еV) и енергията на второ ниво (10,2 еV). Там се намира границата между свързано-свързаните и свързано-свободните преходи и от линеен спектърът преминава в непрекъснат. Рязкото намаляване на интензитета му се нарича Балмеров скок. При енергии, по-високи от енергията на йонизация, спектрални линии не се наблюдават и тази част от спектъра се нарича Балмеров континуум. Йонизираните и рекомбиниращите електрони поглъщат и излъчват всякакви по големина порции енергия и така се формира непрекъснат спектър.

Такъв скок и континуум се наблюдава и при другите спектрални серии – съответно на границата на йонизация и при енергии, по-високи от необходимата за йонизация. Лаймановият скок се наблюдава при λ = 91,2 nm, а скокът на Пашен – при λ = 820,6 nm. (Фиг. 3.)

Фиг. 3. Скокове и континууми при спектралните серии на водорода.

(Източник: https://bit.ly/2CYzJ13)

Вероятността за йонизация от дадено ниво е толкова по-малка, колкото енергията на фотона е по-голяма от необходимата за съответното ниво. Поради тази причина интензитетът на континуума намалява към по-късите вълни.

Спектри на астрономическите обекти

В зависимост от физическите условия, химичния състав и средата между източника и наблюдателя астрономическите обекти показват различни видове спектри.

Звезди

С много добро приближение звездите могат да се приемат за абсолютно черно тяло с непрекъснат спектър, въпреки че той не може да се апроксимира с една Планкова крива.

В спектрите на звездите обикновено се наблюдават абсорбционни линии на фона на непрекъснат спектър. Непрекъснатият спектър се дължи на високотемпературната звездна фотосфера. Абсорбционните линии се формират от поглъщането на по-хладната звездна атмосфера, като това са линии на химичните елементи, съдържащи се в нея. Интензивността на спектралните серии за даден атом зависи от населеността на съответното ниво и при термодинамичното равновесие, каквото може да се приеме, че съществува в звездните атмосфери, тя се определя по формулата на Болцман.

В спектрите на младите звезди се наблюдава добре линията на йонизирания хелий (He II), а в подобни на Слънцето звезди – на йонизиран калций (Ca II с λ = 3934 и λ = 3968).

Междузвездна среда

Емисионни спектри възникват, когато вътре или близо до газов облак се намира гореща звезда, излъчваща голямо количество високоенергийни фотони, йонизиращи водорода. Разширяващите се обвивки на избухнали звезди също показват емисионен спектър. Емисията се дължи на това, че въпреки йонизацията, част от атомите рекомбинират. Тогава на фона на слаб непрекъснат спектър се наблюдава емисионен спектър, ако между източника и наблюдателя няма разреден хладен газ.

В междузвездната среда, където не съществува термодинамично равновесие, броят на атомите с населености на високите нива е сравнително голям. Тези нива се населват чрез рекомбинация и постепенно се изсветват чрез преходи, от които най-вероятни са тези между две съседни нива. При тези високи нива емисиите са нискоенергетични, дълговълнови – напр. преходи към n > 27 съответстват на радиоемисии с λ > 1 mm.

В спектъра на крайно разредените газови мъглявини – планетарни мъглявини, слънчева корона, се наблюдават забранени линии – това са линии на многократно йонизирани елементи, които съответстват на преходи от метастабилни, краткоживеещи енергетични нива към по-долни, стабилни. Забранената линия, която съответства на преход от метастабилно състояние на атома с паралелни спинове на електрона и протона към стабилно с антипаралелни спинове, е линията H I с λ = 21,11 cm. Излъчването на тази честота е важен индикатор за пространственото разпределение на водорода в междузвездната среда.

Далечни галактики и квазари

При увеличаване на разстоянието между източника и приемника на лъчението или ако източникът е в силно гравитационно поле, се наблюдава увеличаване на дължината на вълната на линиите в спектъра на източника, т.е. отместване на линиите към червения край на спектъра. Най-голямо червено отместване се наблюдава в спектрите на далечни галактики и квазари. Разликата между наблюдаваната и излъчваната дължина на вълната на даден обект се определя от уравнението: λ_obs. = λ_emit.(z+1), където λ е дължината на вълната, съответно на наблюдение и на излъчване, а z е червеното отместване.

В резултат на червеното отместване Лаймановата серия на водорода може да се окаже и във видимия диапазон.

В астрономическата спектроскопия т.нар. Лайман-алфа гора е важен показател за свойствата на междугалактичната среда. Тя представлява серия от абсорбционни линии в спектрите на далечни галактики и квазари, произтичащи от Lα електронен преход на неутрален водороден атом. (Фиг. 4.)

Фиг. 4. Лайман-алфа гора.

(Източник: http://www.futura-sciences.us/dico/d/physics-lyman-alpha-forest-50003899/)

Линиите не се дължат на процеси в самите квазари, а на абсорбция от водородни облаци, разположени между квазарите и Земята. Тъй като светлината преминава през множество газови облаци с различни червени отмествания, се формират множество абсорбционни линии, от чиито брой, ширина и интензивност може да се получи информация за наличието, местоположението, плътността на облаците и тяхната температура.

Чрез спектроскопските данни от целия електромагнитен спектър се правят заключения за структурата на Вселената, за разпределението на плътността в нея, за стойността на константата на Хъбъл.

Във видимата област на спектъра проявленията на взаимодействието на лъчението с веществото дават възможност за директно наблюдение и заснемане на космически обекти.

На снимките: Мъглявините Сърце и Душа, намиращи се на около 6000 светлинни години от Земята, в съзвездието Касиопея.

Heart Nebula, автор Венцислав Крумов – https://www.facebook.com/AstroKrumov/

Soul Nebula, автор Венцислав Крумов – https://www.facebook.com/AstroKrumov/

Вземете (Доживотен) абонамент и Подарете един на училище по избор!